V761 Centauri
| a Centauri | |
|---|---|
| Dados observacionais (J2000) | |
| Constelação | Centaurus |
| Asc. reta | 14h 23m 02,2s[1] |
| Declinação | -39° 30′ 42,5″[1] |
| Magnitude aparente | 4,42[1] |
| Características | |
| Tipo espectral | B7IIIp[2] |
| Cor (U-B) | -0,74[1] |
| Cor (B-V) | -0,18[1] |
| Variabilidade | SX Arietis[3] |
| Astrometria | |
| Velocidade radial | 7,9 km/s[1] |
| Mov. próprio (AR) | -24,15 mas/a[1] |
| Mov. próprio (DEC) | -21,90 mas/a[1] |
| Paralaxe | 7,13 ± 0,16 mas[1] |
| Distância | 460 ± 10 anos-luz 140 ± 3 pc |
| Magnitude absoluta | -1,31 (visual) -3,2 ± 0,4 (bolométrica)[2] |
| Detalhes | |
| Massa | 4,7[2] M☉ |
| Raio | 3,6[2] R☉ |
| Gravidade superficial | log g = 4,0 ± 0,2 cgs[2] |
| Luminosidade | 1600[2] L☉ |
| Temperatura | 19000 ± 2000[2] K |
| Rotação | v sin i = 15,0 km/s[4] Perído de 8,817744 dias[4] |
| Outras denominações | |
| a Centauri, V761 Centauri, CD-38 9329, HR 5378, HD 125823, HIP 70300, SAO 205497.[1] | |
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V761 Centauri (a Centauri) é uma estrela na constelação de Centaurus. Tem uma magnitude aparente visual de 4,42,[1] sendo visível a olho nu em locais sem poluição luminosa excessiva. Com base em medições de paralaxe pelo satélite Hipparcos, está localizada a aproximadamente 460 anos-luz (140 parsecs) da Terra.[1] Pertence ao subgrupo Centaurus Superior-Lupus da associação Scorpius–Centaurus, a associação OB mais próxima do Sol.[5] Não possui estrelas companheiras conhecidas.[6]
a Centauri é uma estrela peculiar do tipo Bp que apresenta variação extrema na concentração de hélio, podendo ser diferenciada em dois hemisférios distintos, um rico e outro pobre em hélio, cujas abundâncias desse elemento variam por um fator de 125. Além disso, o hemisfério pobre em hélio tem uma abundância anormalmente alta do isótopo He-3, sendo aproximadamente igual à abundância de He-4. A estrela apresenta um campo magnético variável entre -430 e +470 G que está associado às suas peculiaridades químicas, já que os polos negativo e positivo desse campo parecem coincidir aproximadamente com as regiões de maior e menor abundância de hélio.[4] Como é esperado para estrelas B magnéticas, a Centauri é uma fonte de raios X, apresentando uma luminosidade nessa faixa de 5×1028 erg/s.[7]
a Centauri é normalmente classificada como uma estrela gigante de classe B com um tipo espectral de B7IIIp. Tem uma massa de 4,7 vezes a massa solar e um raio de 3,6 vezes o raio solar. Está irradiando 1 600 vezes a luminosidade solar de sua fotosfera a uma temperatura efetiva de 19 000 K.[2] Seu tipo espectral baseado nas linhas de hélio é variável entre B2V e B8IV, o que é reflexo da concentração variável desse elemento na estrela. O período dessa variação é de 8,82 dias, que corresponde ao período de rotação da estrela.[4] Essa diferença entre os hemisférios faz a magnitude aparente de a Centauri variar entre 4,38 e 4,43 ao longo de uma rotação, sendo classificada como uma variável SX Arietis.[3]
Ver também[editar | editar código-fonte]
Referências
- ↑ a b c d e f g h i j k l «SIMBAD query result - a Cen». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 26 de maio de 2017
- ↑ a b c d e f g h Petit, V.; et al. (fevereiro de 2013). «A magnetic confinement versus rotation classification of massive-star magnetospheres». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 429 (1): 398-422. Bibcode:2013MNRAS.429..398P. doi:10.1093/mnras/sts344
- ↑ a b Samus, N. N.; Durlevich, O. V.; et al. (janeiro de 2009). «VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013)». VizieR On-line Data Catalog: B/gcvs. Bibcode:2009yCat....102025S
- ↑ a b c d Bohlender, D. A.; Rice, J. B.; Hechler, P. (setembro de 2010). «Doppler imaging of the helium-variable star a Centauri». Astronomy and Astrophysics. 520: A44, 9. Bibcode:2010A&A...520A..44B. doi:10.1051/0004-6361/201014157
- ↑ Chen, Christine H.; Pecaut, Mark; Mamajek, Eric E.; Su, Kate Y. L.; Bitner, Martin (setembro de 2012). «A Spitzer MIPS Study of 2.5-2.0 M ⊙ Stars in Scorpius-Centaurus». The Astrophysical Journal. 756 (2): artigo 133, 24. Bibcode:2012ApJ...756..133C. doi:10.1088/0004-637X/756/2/133
- ↑ Eggleton, P. P.; Tokovinin, A. A. (setembro de 2008). «A catalogue of multiplicity among bright stellar systems». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 389 (2): 869-879. Bibcode:2008MNRAS.389..869E. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x
- ↑ Nazé, Yaël; et al. (novembro de 2014). «X-Ray Emission from Magnetic Massive Stars». The Astrophysical Journal Supplement. 215 (1): artigo 10, 20. Bibcode:2014ApJS..215...10N. doi:10.1088/0067-0049/215/1/10